沃尔夫-拉叶星[1]（英语：Wolf-Rayet star），通常会简写为WR星，是一种罕见的异类恒星，具有不寻常的光谱，显示显著的电离氦和高度电离氮或碳的宽发射谱线。光谱表明氢已经耗尽，重元素在表面已经有很高的丰度，并且有强烈的恒星风。其表面的有效温度在30,000K到210,000K之间，几乎比所有其他类型的恒星都热。它们以前被称为W型恒星，是因为光谱为W型。
传统（或第一星族星）的沃尔夫-拉叶星是大质量恒星演化的末期，其已完全失去外层的氢，并且核聚变或核心已经有较重的元素。子类型的第一星族WR星其中谱中依然显示出氢线，称为WNh星，它们是年轻的大质量恒星，仍然以氢为核心，氦和碳通过强烈的混合和辐射驱动的质量损失，暴露在恒星的表面。另一类型具有WR型光谱的恒星是行星状星云的中心恒星，后渐近巨星支恒星。当它们还在主序列上时，是与太阳相似的恒星，但现在已经停止核聚变，并且脱落其大气层，露出一颗裸露的碳氧核心。
所有的沃尔夫-拉叶星都是高光度的天体，这是由于表面的高温，行星状星云中心星（CSPNe）的总辐射光度是太阳的数千倍；第一星族的沃尔夫-拉叶星光度是太阳的数十万倍；WNh更高达百万倍以上。然而，因为沃尔夫-拉叶星的辐射输出大部分都在紫外线，所以在视觉上不会特别亮眼。
肉眼可见的天社一（船帆座γ2，+1.7等），以及苍蝇座θ（视星等5.51）和剑鱼座蜘蛛星云中已知质量最大的恒星R136a1（视星等12.23），都属于沃尔夫-拉叶星。
观测历史
1867年，法国天文学家沃尔夫和拉叶 [2]，在巴黎天文台使用口径40厘米的傅科望远镜观测，发现在天鹅座的三颗恒星（编号为HD 191765、HD 192103和HD 192641，现在指定的名称分别是WR134、WR135、和WR137）除了有连续光谱之外，还有宽的发射谱带[3]。多数的恒星在光谱中只有吸收线或吸收带，这是元素吸收光谱中特殊能量的频率（波长），所以很清楚这几颗是不寻常的天体。
在发现后数十年，沃尔夫-拉叶星光谱中发射带的性质一直是个谜。爱德华·皮克林的理论认为，因为这些谱线类似半整数量子数被替换的巴耳末系，因此这些谱线是氢在特殊量子态发射的，并且遵循 巴耳末系的模式称之为"皮克林系"。但不久之后，这些谱线被确认是在1868年已经发现存在的氦造成的[4]。皮克林指出在沃尔夫-拉叶星和星云光谱之间的相似性，这种相似性导致这样的结论：行星状星云的中心星部分或全部是沃尔夫-拉叶星[5]。
到1929年，加拿大自治领天体物理天文台的天文学家卡莱尔·史密斯·比尔斯确认发射线的宽度肇因于多普勒致宽，也就是说这些恒星周围的气体有者速度每秒300～2,400公里的视线方向运动。结论是沃尔夫-拉叶星不断将气体喷射到太空中，产生一个膨胀的朦胧气体球；而以高速度喷射气体的动力来自辐射压[6]。众所周知，许多具有沃尔夫-拉叶型光谱的恒星是行星状星云的中心星，但也有许多恒星明显的与行星状星云或任何可见的星云没有任何关联性[7]。
除此之外，卡莱尔·史密斯·比尔斯还确定沃尔夫-拉叶星不仅发射氦的谱线，还有碳、氮和氧的发射线[8][9]。在1938年，国际天文联合会依据光谱是由碳-氧还是氮主导，将沃尔夫-拉叶星的光谱分为WN和WC两种类型[10]。
在1969年，几颗O VI发射线较强的行星状星云中心星（CSPNe）被分到新的"O VI序列"，或就是OVI [11]；这些随后被称为[WO]星[12]。与行星状星云无关的类似恒星，在不久之后也被记述到，最终WO也被归类为第一星族的沃尔夫-拉叶星[12][13]。
理解到沃尔夫-拉叶星有些是早期的，有些是晚期的。WN型恒星的光谱中具有氢线，与无氢的沃尔夫-拉叶星在不同的演化阶段，这导致术语WNh的引入，以与一般的WN型恒星有所区别。虽然后期的WN星是没有氢的，它们之前却被称为WNL星，早于WN5的沃尔夫-拉叶星仍有氢[14]。
分类
沃尔夫-拉叶星的氢线通常很微弱或不存在，而是依据光谱中的氦、氮、碳、硅、和氧等强烈的宽发射线来分类。第一个分类系统将这些星分为以电离氮的谱线（N III、N IV、和N V）为主，和以电离碳的谱线（C III和C IV）和有时有氧（O III – O VI）的谱线，分成WN和WC两种类型[15]。 WN和WC这两大类再依据氦的541.1和587.5纳米的相对强度，进一步分为温度序列的WN5-WN8和WC6-WC8。沃尔夫-拉叶星的发射线通常具有扩大的吸收翼（天鹅座P轮廓），而建议是有星际物质环绕着。也从WC序列分离出更热恒星的WO序列，虽然碳和氧的占比的实际比例是可以比较的，但电离氧的谱线却主导了光谱[7]。WC和WO的光谱依据C III的发射线存在与否来正式区分[16]。WC的光谱通常也缺乏在WO中很强的O VI谱线[17]。
WN光谱序列根据N III的463.4–464.1 纳米和 531.4 纳米、N IV的347.9–348.4 纳米和405.8 纳米、和N V的460.3 纳米、461.9 纳米、和493.3–494.4 纳米，定义扩展成WN2-WN9[18]。这些谱线和强且可变的氦发现线区域有很好的分离，并且谱线的强度与温度密切相关。WN和Ofpe具有中间体光谱的恒星被归类为WN10和WN11，然而这样的分类并没有被普遍的接受[19]。
WN1型建议用于暨不是N IV，也不是N V的谱线，以容纳似乎介于WN2和WN2.5之间的布雷1（Brey 1）和布雷66（Brey 66）[20]。后来，对每个WN的子类相对应的谱线宽度和强度进行量化，氦的541.1纳米和587.5纳米线被引入做为电离化的基准和光谱子类的主要指标，就不再需要WN1，而布雷1和布雷66现在都归类为WN3b。有些诲涩的WN2.5和WN4.5 类也被删除[21]。
| 光谱型 | 原始标准[16] | 更新的条件[21] | 其他特征 |
|---|---|---|---|
| WN2 | N V微弱或不存在 | 缺乏 N V和N IV | 强He II，没有He I |
| WN2.5 | 呈现 V，缺乏N IV | 过时的类型 | |
| WN3 | N IV ≪ N V，N III微弱或不存在 | He II/He I > 10， He II/C IV > 5 | 特殊的配置，不可预知N V强度 |
| WN4 | N IV ≈ N V, N III微弱或不存在 | 4 < He II/He I < 10, N V/N III > 2 | 呈现C IV |
| WN4.5 | N IV > N V, N III微弱或不存在 | 过时的类型 | |
| WN5 | N III ≈ N IV ≈ N V | 1.25 < He II/He I < 8, 0.5 < N V/N III < 2 | N IV或C IV > He I |
| WN6 | N III ≈ N IV, N V微弱 | 1.25 < He II/He I < 8, 0.2 < N V/N III < 0.5 | C IV ≈ He I |
| WN7 | N III > N IV | 0.65 < He II/He I < 1.25 | 微弱的天鹅座P轮廓He I，He II > N III，C IV > He I |
| WN8 | N III ≫ N IV | He II/He I < 0.65 | 强烈的天鹅座P轮廓He I，He II ≈ N III，C IV微弱 |
| WN9 | N III > N II，缺乏N IV absent | N III > N II，缺乏N IV | 天鹅座P轮廓He I |
| WN10 | N III ≈ N II | N III ≈ N II | 巴耳末系，天鹅座P轮廓He I |
| WN11 | N III微弱或缺乏，呈现N II | N III ≈ He II，N III微弱或缺乏 | 巴耳末系，天鹅座P轮廓He I，呈现Fe III |
尽管一些较旧的论文只使用WC1-WC3，WC序列的光谱类型已经扩充至WC4-WC11。用于区分WC型光谱子类的主要发射线是C II的426.7 纳米、C III的569.6 纳米、C III/IV的465.0 纳米、C IV的580.1–581.2 纳米、和O V（和O III）混合的557.2–559.8 纳米的谱线[16]。此序列扩展至WC10和WC11子类的标准主要基于碳线的相对强度进行量化，即使碳和氧之间的丰度有所变化，也可以依赖电离系数[17]。
| 光谱型 | 原始标准[16] | 量化标准[17] | 其他特征 | |
|---|---|---|---|---|
| 主要 | 次要 | |||
| WC4 | C IV强烈，C II微弱， O V温和 | C IV/C III > 32 | O V/C III > 2.5 | O VI微弱或缺乏 |
| WC5 | C III ≪ C IV，C III < O V | 12.5 < C IV/C III < 32 | 0.4 < C III/O V < 3 | O VI微弱或缺乏 |
| WC6 | C III ≪ C IV， C III > O V | 4 < C IV/C III < 12.5 | 1 < C III/O V < 5 | O VI微弱或缺乏 |
| WC7 | C III < C IV， C III ≫ O V | 1.25 < C IV/C III < 4 | C III/O V > 1.25 | O VI微弱或缺乏 |
| WC8 | C III > C IV，缺乏C II, O V微弱或缺乏 | 0.5 < C IV/C III < 1.25 | C IV/C II > 10 | He II/He I > 1.25 |
| WC9 | C III > C IV，缺乏C II, O V微弱或缺乏 | 0.2 < C IV/C III < 0.5 | 0.6 < C IV/C II < 10 | 0.15 < He II/He I < 1.25 |
| WC10 | 0.06 < C IV/C III < 0.15 | 0.03 < C IV/C II < 0.6 | He II/He I < 0.15 | |
| WC11 | C IV/C III < 0.06 | C IV/C II < 0.03 | 缺乏He II | |
WO型的恒星主要依据C IV的580.1 纳米、O IV的340.0 纳米、O V（和 O III）混合557.2–559.8 纳米、O VI的381.1–383.4 纳米、O VII的567.0 纳米、和 O VIII在606.8 纳米谱线来分类。这个序列并基于O VI/C IV和O VI/O V线的相对强度，扩展至包括WO5[22]。后来设计用于使传统的沃尔夫-拉叶星和行星状星云中心星一致，返回到WO1至WO4序列，并调整了分区[17]。
| 光谱型 | 原始标准[16] | 量化标准[17] | 其他特征 | |
|---|---|---|---|---|
| 主要 | 次要 | |||
| WO1 | O VII ≥ O V，缺乏O VIII | O VI/O V > 12.5 | O VI/C IV > 1.5 | O VII ≥ O V |
| WO2 | O VII < O V， C IV < O VI | 4 < O VI/O V < 12.5 | O VI/C IV > 1.5 | O VII ≤ O V |
| WO3 | O VII微弱或缺乏，C IV ≈ O VI | 1.8 < O VI/O V < 4 | 0.1 < O VI/C IV < 1.5 | O VII ≪ O V |
| WO4 | C IV ≫ O VI | 0.5 < O VI/O V < 1.8 | 0.03 < O VI/C IV < 0.1 | O VII ≪ O V |
对沃尔夫-拉叶星的详细研究，可以识别出其它的光谱特征，并在主要光谱型加上后缀字来表示[21]：
- h有氢的发射线
- ha 有氢的发射和吸收线
- w有微弱的谱线
- s 有强烈的谱线
- b 有宽的强谱线
- d 用于灰尘（对可变、周期性、或偶发性的分别使用vd、pd或ed来标示）[23]。
沃尔夫-拉叶星光谱的分类由于密集的恒星与星云、尘埃云或联星等的关联性而变得复杂。"+OB"的后缀用于指示光谱中可能有更正常的伴星，或"+abs"的未知来源的吸收线存在于光谱中[21]。
更热的WR光谱的子类与其它的光谱类型一致，也被描述为早期和较冷的。WNE和WCE是指早期型的光谱，而WNL和WCL是指晚期型的光谱，分界线大约在6或7；对WO型星则没有这样的区分。WNE型有很强的氢贫性倾向，而WNL型的光谱通常包含氢线[16][24]。
行星状星云中心星的光谱类型通过用方括号的包围来呈现（例如[WC4]）。他们几乎都是WC序列以及已知是碳序列热延伸的[WO]星；最近才发现也有少量的[WN]和[WCWN]型[25] [26] [27] [28]。它们形成的机制尚不清楚。
相较于第一星族星的沃尔夫-拉叶星，行星状星云中心星的温度往往很极端，所以常见的是[WC2]和[WC3]，而序列已经扩展到[WC12]。[WC11]和[WC12]型具有独特的窄发射线光谱，没有He II和 C IV的谱线[29][30]。
观察到某些超新星在峰值亮度之前显示沃尔夫-拉叶星的光谱[31]。这一点是由于超新星的性质：一个快速膨胀的氦富弹射，极端类似于沃尔夫-拉叶星的恒星风。 沃尔夫-拉叶星的光谱特征仅持续数小时，最大的电离特性消退，只留下若中性氢和氦的发射，然后就被传统的超新星光谱所取代。建议用"X"来标记这类型的光谱，例如XWN5(h)[32]。同样的，新星发展的光谱，也有类似沃尔夫-拉叶星的宽发射谱代的组成。这是由相同的物理机制造成：在极热的中心源周围快速膨胀的致密气体[7]。
斜杠星
沃尔夫-拉叶星与温度类似的O型星光谱的分别在于氦、氮、碳、和氧电离的强发射线存在与否，但有许多恒星具有中间或混乱的光谱特征。例如，高光度O型星可以发展出氦和氮的光谱与一些发射谱线；而一些沃尔夫-拉叶星有氢线的弱发射线，甚至吸收线的成分。这些恒星被赋予如O3 If∗/WN6的光谱型，称为斜杠星[33]。
O型超巨星可以发展出氦和氮的发射谱线，或发射出一些吸收线的成分。由此类恒星发射的光谱特性以后缀码表示：
- f 用于N iii和He ii的发射
- f*用于N iv强于N iii 的N和He发射
- f+用于除了N和He之外，还有Si iv发射线的
- 括弧表示He ii的吸收线取代了发射线，例如(f)。
- 双括弧表示强的He ii吸收线和N iii 发射线被稀释，例如((f+))
这些代码也可以和更通用的光谱型限定符号，例如p或a.等常见的组合，包括OIafpe和OIf*，与Ofpe合并使用。在1970年代，人们认识到从纯吸收类的O型到明确的沃尔夫-拉叶星有一个连续的光谱，但并不清楚是否要给予一个中间恒星的光谱型，像是O8Iafpe或WN8-a，遂建议以斜杠表示法处理这些情况，将恒星Sk−67°22的光谱表示为O3If*/WN6-A[34]。区分OIf*、OIf*/WN、和沃尔夫-拉叶星的方法已经过改进以获得一致性。当Hβ谱线具有天鹅做P轮廓时，使用斜杠星分类；这是O型超巨星的吸收线和WN星中的发射线。斜杠星使用氮的发射线463.4–464.1 纳米、405.8 纳米、和460.3–462.0 纳米，以及每种型的标准星给出的标准如下[33]：
| 光谱型 | 标准星 | 标准。 |
|---|---|---|
| O2If*/WN5 | Melnick 35 | N iv ≫ N iii, N v ≥ N iii |
| O2.5If*/WN6 | WR25 | N iv > N iii, N v < N iii |
| O3.5If*/WN7 | Melnick 51 | N iv < N iii, N v ≪ N iii |
另一组斜杠星类型用于Ofpe/WN星。这些恒星具有O型超巨星的光谱，加上氮和氦的发射谱线，以及天鹅座P轮廓。或者，它们可以被认为是具有异常低电离水准和氢的WN星[35]。这些斜杠的表示法是有争议的，另一种选择是将沃尔夫-拉叶星的氮序列扩展至WN10和WN11[36]。其他作者更喜欢使用WNha表示法，例如以WN9ha表示WR108的光谱型[37]。最紧的一项建议是，如果447.1 纳米的He i是吸收线，使用O型光谱，像是O8Iaf；如果有天鹅座P轮廓的配置，使用沃尔夫-拉叶星的光谱型，例如WN9h或WN9ha[33]。不过，Ofpe/WN的斜杠表示法以及WN10和WN11的分类仍然被广泛的使用着[38]。
已经发现包含O型星和沃尔夫-拉叶星光谱特征的第三组光谱。在大麦哲伦星系发现9颗恒星的光谱包含WN3和O3V的光谱特征，但它们似乎并不是联星。小麦哲伦星气中的许多沃尔夫-拉叶星也有非常早期的WN光谱加上高激发态的吸收特性。小麦哲伦云中的许多WR星也有非常早期的WN光谱加上高激发吸收特性。有人建议这些可能是传统的WN星失去的环节，或是低质量伴星的潮汐剥离造成的结果[39]。
命名
演化
沃尔夫-拉叶星现在被认为是大质量恒星演化过程中的其中一个状态（不含较少见的行星状星云内的中央星）。低金属量恒星不会形成沃尔夫-拉叶星，而是形成不稳定对或光致蜕变超新星；这是因为它们不会损失大量质量。以下表格列出了非高速自转状态下不同质量单一恒星的演化过程。超高自转速度的恒星或联星系统成员星可能会因为质量损失速度较快而跳过部分过程。下表中质量较低恒星会在演化成沃尔夫-拉叶星以前即成为超新星[40][41]。
| 原始质量（M☉） | 演化过程 | 超新星类型 |
|---|---|---|
| 90+ | O → Of → WNLh (→ WNE) → WC | Ib（或 IIn？） |
| 60–90 | O → Of/WNLh ↔ LBV → WNL → WC | Ib（或 IIn？） |
| 40–60 | O → BSG → LBV ↔ WNL (→ WNE) → WC | Ib |
| （少见） O → BSG → LBV ↔ WNL (→ WNE) → WC → WO | Ic | |
| 30–40 | O → BSG → RSG (↔ LBV)→ WNE → WC | Ib |
| 20–30 | O (→ BSG) → RSG ↔ BSG (blue loops) → RSG | II-L （或 IIb） |
| 10–20 | O → RSG | II-P |
缩写说明：
| O | O型主序星 |
| Of | 出现氮和氦发射线的老年O型星 |
| Of/WNLh | “Slash star”，光谱在 Of 和 WNLh 之间的恒星（静止高光度蓝变星？） |
| BSG | 蓝超巨星 |
| RSG | 红超巨星 |
| LBV | 高光度蓝变星 |
| WNL | “晚期”WN沃尔夫-拉叶星（光谱类型约WN6到WN9） |
| WNLh | WNL加上氢线 |
| WNE | “早期”WN 沃尔夫-拉叶星（光谱类型约WN2到WN6） |
| WC | WC型沃尔夫-拉叶星 |
| WO | WO沃尔夫-拉叶星 |
质量较高的恒星是很少见的，因为它们形成数量较少，且寿命很短。这代表沃尔夫-拉叶星非常稀有，因为只有极大质量主序星才会演化到这个阶段；而大质量恒星最常成为 II-P 型超新星。虽然沃尔夫-拉叶星形成自极大质量恒星，但在流失外层以后剩余质量只相当于一般大质量恒星；例如船帆座γA现在的质量为太阳9倍，但它的原始质量大约是太阳的40倍[42]。一个特例是光谱类型 WNh 的恒星，这类恒星在光谱上类似沃尔夫-拉叶星，但经历了较少演化阶段，只是正开始将其外层气体喷出。目前已知极高质量的恒星都是 WNh 型星，而非O型主序星，因为预期的状况中超大质量的恒星在形成数万年后就会离开主序星阶段成为 WNh 型星。
沃尔夫-拉叶星如果在死亡前没有明显损失质量的话（坍缩前最终质量超过40个太阳），核心可能会直接塌缩成黑洞，吞噬周围原来的恒星物质。这被认为是形成长期伽马射线暴的原因。超大质量的（约120个太阳质量以上），则有可能演化为一颗极超新星，它们的核心尚未来得及形成铁核，就因为过于剧烈的核聚变而导致整个恒星爆发。
对超新星前身星观测的最近结果显示已知的 WC 型星并不是演化自极大质量恒星。另一个假设是它们演化自最高质量（上限约25 M☉）的红超巨星，尚未被观测到它们成为超新星的前身星[43]。大多数大质量恒星可能在演化成 WC 型星以前就在蓝超巨星、高光度蓝变星或 WN 型星的阶段成为超新星。观测到的 WO 型星其光度显示其质量为60 M☉以上，但尚未观测到25到60倍太阳质量的 WC 型星。目前尚不了解原因仅是因为这型恒星数量极少，或是因为 WO 型星以不同机制演化而来所致。
一般来说沃尔夫-拉叶星是一群光谱中有明显氦、碳、氮、氧发射线，并且缺乏氢谱线的恒星。不过另有一群沃尔夫-拉叶星光谱内有明显的氢谱线，光谱分类为 WNh 或 WNLh。这类天体光谱少有碳和氧的谱线，因此已知恒星中没有光谱“WCh”的恒星，并且它们的表面温度较一般的沃尔夫-拉叶星低，因此光谱“WNLh”的 L 即代表为“晚期”。WNh 星中最常见的光谱型为 WN9h，虽然这型恒星曾经被分类为较“早期”的 WN5h。
相较于其他沃尔夫-拉叶星，WNh 星并非在核心中的氢几乎耗尽的晚期演化阶段。它们的光谱显示了其表面有氦和氮核聚变反应的产物，这是因为强烈的对流将前述元素从仍在进行氢融合的核心带到表面。这种情形只发生于极大质量且可能自转速度极高的恒星。和沃尔夫-拉叶星不同的是，WNh 星虽然也是大质量恒星演化而来，但流失质量并不多，因此这类恒星是光度最高的一类恒星。WNh星的光谱类似同样有氦和氮谱线的“Slash star”，但却是更典型的超巨星。也有的星体状态是介于两者之间，更可能是大质量恒星快速演化离开主序星阶段的状态[44]。也有可能属于这种恒星本身处于主序星阶段，但由于抛射了较多的外层物质或者由于合并，造成其光谱看上去呈现出沃尔夫—拉叶星的特征。
例子
光度最高的沃尔夫-拉叶星是船帆座天社一的其中一颗成员星（γ² Vel），该恒星在北纬40度以下区域肉眼可见。因为该恒星的光谱相当特殊（明亮的发射线取代了昏暗的吸收线），因此又被称为“南天的光谱宝石”[45]。苍蝇座θ则是肉眼可见的沃尔夫-拉叶星光度第二高者[46]。
目前已知质量最大，且热光度最高的恒星R136a1也是光谱 WNh 的沃尔夫-拉叶星，代表它在刚开始离开主序星的演化阶段，或者更有可能他只是颗主序星阶段的“假沃尔夫—拉叶星”。由于R136a1超乎寻常的巨大质量，很有可能通过双星或者多星系统合并得到的，所以他的光谱呈现出沃尔夫—拉叶星的原因也有可能跟合并有关，因为恒星合并会让原本合并的两颗恒星的中心和外包层物质全面对流混合，原本参与合并的两颗恒星那重元素含量相对较高的中心，重元素混合进合并后恒星外包层当中，因此让合并后的超大质量恒星光谱当中氢线减少，呈现出沃尔夫—拉叶星的特征。 包含许多极高光度和极大质量恒星的本型恒星相当年轻，并且经常只在星团中心恒星最密集区域发现。偶尔有例如VFTS 682这样的逃逸沃尔夫-拉叶星发现于星团之外，这可能是因为它从多星系统中被弹出或者是和其他恒星交互作用而离开了星团。
参看
参考资料
外部链接
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